В 1784 г. наблюдатель комет Мессье составил ката­лог, туманных объектов. Он преследовал цель помочь наблюдателям, которые в поисках комет часто принима­ли за них иные туманные объекты. Должно было пройти несколько дней, чтобы, убедившись в неподвижности ту­манного объекта, наблюдатель понял свою ошибку (ко­меты принадлежат Солнечной системе, поэтому они, как и планеты, перемещаются на звездном небе среди звезд).

Каталог Мессье был небольшой и насчитывал только 108 наиболее ярких туманных объектов. В 1888 г. Дрейер опубликовал значительно более обширный список (7840 туманных объектов, названный им Новым общим ката­логом (New General Catalogue) туманностей и скоплений. Этим каталогом теперь обычно пользуются для обозначе­ния туманного объекта. Например, объект, стоящий под № 5139 в каталоге Дрейера (в данном случае шаровое скопление в созвездии Центавр), обозначается NGC 5139. В 1894 и 1908 гг. Дрейер издал дополнения к своему ка­талогу, так называемые индекс-каталоги (Index Catalo­gue), насчитывающие в совокупности 5386 туманных объектов, которые обозначаются буквами 1С.

Из 108 объектов каталога Мессье 29 оказались, как выяснилось впоследствии, рассеянными скоплениями и 29 — шаровыми скоплениями. Было установлено, что эти объекты лишь при рассмотрении в слабые телескопы ка­жутся туманностями, в более крупные телескопы они вид­ны как скопления звезд. 11 объектов каталога Мессье оказались действительно газовыми и газово-пылевыми ту­манностями, входящими в состав нашей Галактики. Га­зовые туманности легче всего распознаются по спектру. Их спектр не содержит линий поглощения, так как здесь нет газовой атмосферы, за которой лежала бы самосве­тящаяся поверхность звезды; и составлен из ярких, как говорят, эмиссионных линий. Газ, из которого состоит туманность, нагревается излучением близлежащих горя­чих звезд и излучает сам в тех длинах волн, которые со­ответствуют его атомному строению.

Природа остальных 39 объектов каталога Мессье — объектов, имеющих спиралевидную или эллиптическую форму, долгое время оставалась неясной. Основной воп­рос, являются они галактическими или внегалактически­ми объектами, разрешился лишь в нашем веке. В 1917 г. Ричи и Кертис обнаружили в спиральном объекте NGC 224 появляющиеся и через несколько дней исчеза­ющие яркие точки. Ричи и Кертис правильно предполо­жили, что это новые звезды, наблюдаемые в момент мак­симума блеска. У всех новых звезд нашей Галактики в момент максимума блеска абсолютная звездная величина М приблизительно равна — 7m. Если предположить, что она такая же и у новых звезд в NGC 224, то, измерив видимую звездную величину т этих звезд в максимуме блеска, можно из уравнения найти расстояние r. Наблюдаемые т оказались равными приблизительно +16m,3. Это дает расстояние около 460 ООО пс, что в пят­надцать раз больше диаметра Галактики. Значит, NGC 224 — внегалактический объект.

Видимая звездная величина всего объекта NGC 224 — туманности, находящейся в созвездии Андромеды и по­этому часто называемой туманностью Андромеды — рав­на +4m,3. Поэтому если принять ее расстояние от нас равным 460000 пс, то из равенства  можно теперь най­ти абсолютную звездную величину этой туманности. По­лучаем М — — 19m,8. Так как абсолютная звездная вели­чина Солнца равна +4m,9, а разность в пять единиц звезд­ной величины означает в 100 раз большую светимость, то получается, что NGC 224 имеет светимость, равную светимости приблизительно 8 миллиардов солнц. Но у звезд в окрестностях Солнца средняя светимость прибли­зительно в 12 раз меньше, чем светимость Солнца. Солн­це — сравнительно интенсивно излучающая звезда (хотя ему далеко до звезд-гигантов, а тем более сверхгигантов). Поэтому если предположить, что туманность составлена главным образом из тех звезд, которые преобладают в окрестностях Солнца, то она должна содержать около 100 миллиардов звезд, т. е. приблизительно, столько же, сколько и наша Галактика.

Окончательно вопрос прояснился в 1924—1926 гг., когда Хаббл при помощи 2,5-метрового телескопа обсер­ватории Маунт Вилсон применяя большие экспозиции, получил фотографии туманности в созвездии Андромеды, на которых ее спиральные ветви вышли в виде множе­ства слабых светящихся точек — звезд. Туманность, как говорят, была разрешена на звезды. То же удалось сде­лать для спиральных ветвей еще нескольких туманно­стей. В 1944 г. Бааде, используя введенный в действие 5-метровый телескоп обсерватории Маунт Паломар, разрешил на звезды ядро туманности в Андромеде и ядро спиральной туманности NGC 598, а также несколько эл­липтическх туманностей.

Таким образом, стало ясным, что эти объекты явля­ются звездными системами наподобие нашей Галактики. Поэтому их стали называть галактиками, и этот термин в наши Дни уже совершенно вытеснил применявшийся, сначала термин внегалактические туманности. Но иногда термин «туманность» по привычке употребляется в от­ношении определенных галактик; например, говорят «туманность Андромеды» или «туманность Треугольни­ка», имея в виду галактики.

Началась новая эпоха в астрономии. Оказалось, что миллионы туманных объектов, наблюдаемых почти во всех уголках неба,— это разнообразные, отличающиеся друг от друга формой, размерами, населенностью звезд­ные системы. Самые слабые из них, еще наблюдаемые в современные телескопы, находятся на расстоянии сотен миллионов парсек. Таким образом, в десятки тысяч раз, увеличился радиус исследуемого человеком мира, а объ­ем исследуемого мира возрос, следовательно, в тысячи миллиардов раз.

История науки показывает, что расширение области исследования никогда не ограничивается простым коли­чественным  увеличением материала исследования. Оно приводит к открытию новых качеств, новых неизвестных до тех пор объектов. Конечно, не могло обойтись без но­вых поразительных открытий и огромное расширение об­ласти Вселенной, доступной научному исследованию.

Во Вселенной нет ничего единственного и неповто­римого в том смысле, что в ней нет такого тела, тако­го явления, основные и общие свойства которых не были, бы повторены в другом теле, другом явлении. В то же время каждое тело, каждое явление во Вселенной неповторимы, единственны в том смысле, что данная ком­бинация всех свойств тела или явления не могут повто­риться в точности, ибо множество комбинаций всех свойств тел и явлений является бесконечным множест­вом более высокого порядка, чем множество всех тел и явлений во Вселенной,

Этот общий закон очень наглядно проявляется в га­лактиках.

Внешний вид галактик чрезвычайно разнообразен и некоторые из них очень живописны. Для каждой галак­тики, как бы ни был сложен ее внешний рисунок, мож­но разыскать другую галактику, очень на нее похожую, на первый взгляд — двойника. Однако более вниматель­ное рассмотрение всегда обнаружит заметные различия в любой паре галактик, а большинство галактик очень сильно отличается друг от друга своим внешним видом.

Одной из первых задач, вставших перед Хабблом, ког­да он начал систематическое изучение других звездных систем, было введение классификации галактик. Хаббл избрал самый простой метод классификации по внешне­му виду, и нужно сказать, что хотя впоследствии дру­гими видными исследователями были внесены различные предложения па классификации, а некоторые предложи­ли и иные принципы классификации, первоначальная система, введенная Хабблом, по-прежнему остается осно­вой классификации галактик.

Хаббл предложил разбить все галактики па три основ­ных вида: 1) эллиптические, обозначаемые Е (elliptical), 2) спиральные, обозначаемые S (spiral), и 3) неправиль­ные, обозначаемые I (irregular).